ASTRONOMIE. I I

elles s'attirent réciproquement, comme c'est à de très-grandes distances, l'effet en est à-peu-près insensible.

Kepler fut celui qui développa le mieux , en 1609, l'universalité de l'attraction; mais c'est à Newton que l'on en doit la dernière preuve , et ce qui était plus important encore , la loi et la mesure ; voici ce qu'en rapporte Pemberton , son compagnon et son ami.

« Les premières idées qui donnèrent » naissance au livre des Principes de » Newton, lui vinrent en 1666, lorsqu'il » eut quitté Cambridge à l'occasion de la » peste. Il se promenait seul dans un jar- » din, méditant sur la pesanteur et sur » ses propriétés : cette force ne diminue » pas sensiblement, quoiqu'on s'élève au » sommet des plus hautes montagnes. Il » était donc naturel d'en conclure que » cette puissance devait s'étendre beau- » coup plus loin. Pourquoi, disait-il, ne * s'étendrait-elle pas jusqu'à la Lune ?

( i*3 ) » Mais si cela est, il faut que cette pesan- » teur influe sur le mouvement de la » Lune ; peut être sert-elle à retenir la » Lune dans son orbite ? et quoique la » force de la gravité ne soit pas sensible- » blement affaiblie par un petit change- » ment de distance , tel que nous pouvons * l'éprouver ici-bas, il est très-possible » que dans Féloignement où se trouve la » Lune, cette force soit fort diminuée. » Pour parvenir à estimer quelle pouvait » être la quantité de cette diminution , î> Newton songea que si la Lune était re- » tenue dans son orbite par la force de » la gravité, il n'y avait pas de doute » que les planètes principales ne tour- » nassent autour du Soleil en vertu de la » même puissance. »

C'est un principe reconnu , même autrefois par Anaxagore, qu'un corps en mouvement continue de se mouvoir sur une même ligne droite, sïl ne rencontre aucun obstacle, et qu'un corps mu cir-

( ia4 ) culairement s'échappe par la tangente aussitôt qu'il cesse d'être contraint et assujetti à tourner dans le cercle; on l'éprouve toutes les fois qu'on fait jouer une fronde; car après lui avoir donné un mouvement circulaire, il se change en un mouvement rectiligne aussitôt qu'on lâche la corde. On l'éprouve encore plus sensiblement sur la meule d'un gagne-petit ; dès qu'on y jette une goutte d'eau, elle s'échappe par la tangente, pour décrire une ligne droite.

Les planètes en feraient autant si elles n'étaient pas retenues par cette force centrale , ou par cette attraction qui les empêche de s'éloigner, et qui, comme la corde d'une fronde, les maintient dans leur cercle ou dans leur orbite.

Ainsi la Lune , tournant autour de la Terre, est un indice de la force attractive de la Terre ; les planètes tournant autour du Soleil , prouvent la force du Soleil ; les satellites qui tournent autour

( ™$) de Jupiter et de Saturne, et qui les accompagnent toujours dans leurs révolutions , démontrent une pareille forcedans planètes. Ainsi la force attractive a lieu partout , et c'est une propriété générale de la matière.

Newton voulut donc comparer la force que la Terre exerce sur nos corps avec celle qui retient la Lune dans son orbite, ou qui l'empêche de s'échapper par la force centrifuge, et de s'en aller en ligne droite. Les corps terrestres descendent ■vers la Terre avec une vitesse de quinze pieds par seconde, comme Galilée l'avait déjà remarqué au commencement du dixseptième siècle ; mais l'orbite de la Lune ne se courbe que d'un deux cent quarantième de pied dans le même intervalle de temps , c'est-à-dire trois mille six cent fois mo'ins ; or la Lune est soixante fois plus loin que nous du centre de la Terre , et 36oo, ou 60 fois 60 est le carré de 60; ainsi la même force que l'on supposera

( «6 ) diminuer, comme le carré de la distance augmente , suffira pour expliquer également et la descente des corps graves vers la Terre , et la persévérance de la Lune à tourner autour de cette même Terre* On voit que cette force diminue plus que la distance n'augmente : à une distance dix fois plus grande, l'attraction est cent fois plus petite, parce que iofois iofont ioo. C'est ce qu'on entend, quand on dit que V attraction est en raison inverse du carré de la distance. Telle est la fameuse loi de l'attraction qui se vérifie et s'observe dans tous les mouvemens célestes , même dans les corps terrestres. On observe en effet l'attraction des montagnes qui détournent les corps de leur direction perpendiculaire à proportion de la grosseur de ces montagnes par rapport à celle de la Terre. Bouguer s'établit en 1738 prés d'une grosse montagne du Pérou qui pouvait produire la deux millième partie de l'attraction de la Terre , et il se trouva qu'en

( la7 ) effet l'attraction de la montagne était sen^* sible.

L'attraction de chaque planète sur ses corps environnans a fourni un moyen de connaître même les densités de chacune , ce qui paraît d'abord bien extraordinaire et bien loin de notre portée ; mais voici une idée de la méthode.

La Lune qui tourne autour de la Terre, et le premier des satellites qui tourne autour de Jupiter sont à-peu-près à la même distance; s'ils tournaient avec la même vitesse, il faudrait la même force pour les retenir; et l'on en concluerait que Jupiter a autant de force, autant de masses, autant de matière que la Terre. Mais le satellite tourne 16 fois plus vite; et comme la vitesse produit encore 16 fois plus de force pour s'échapper, l'expérience prouve qu'un corps qui va 4 fois plus vite a 16 fois plus de force et produit 16 fois plus d'effet; c'est le carré de la vitesse ou 4 fois 4 qui mesure laforce^

( »8) Or 16 fois ï6 font a56; ainsi Jupiter est nécessairement 2 56 fois plus puissant , plus massif que la Terre ; mais il est mille fois plus gros, ainsi sa force ne suit pas sa grosseur. Cela ne peut venir que de ce qu'il est d'une substance 4 fois plus légère et moins dense que celle de là Terre , comme la pierre est 4 fois plus légère que le cuivre. Le Soleil et Jupiter n'ont que la densité de la pierre , le globe de la Terre est une densité qui tient le milieu entre le marbre et le fer; et Saturne n'a que la densité du sapin.